Legge di Kennicutt-Schmidt
In astronomia, la legge di Kennicutt-Schmidt (talvolta indicata con i due cognomi invertiti o semplicemente anche come legge di Schmidt) è una relazione empirica tra la densità del gas in una data regione e il tasso di formazione stellare (SFR, acronimo dell'espressione inglese "star formation rate") di quella regione.
Storia
[modifica | modifica wikitesto]L'esistenza di tale relazione è stata per la prima volta ipotizzata da Maarten Schmidt in un suo articolo del 1959 in cui l'astronomo propose che la densità superficiale del SFR variasse proporzionalmente a una certa potenza della densità superficiale del gas locale,[1] vale a dire:
- .
In genere, la densità superficiale del SFR è espressa in unità di masse solari per anno per parsec quadrato mentre la densità superficiale del gas è espressa in grammi per parsec quadrato . Effettuando un'analisi dell'elio gassoso e delle stelle giovani nei dintorni del nostro Sole, la densità di nane bianche e la loro funzione di luminosità, e la densità di elio locale, Schmidt suggerì un valore di (e più probabilmente compreso tra 1 e 3). Come detto, tutti i dati utilizzati in questa stima furono quelli raccolti nella Via Lattea e in particolare nelle vicinanze del Sole.
Nel 1989, Robert Kennicutt scoprì che le intensità della riga di emissione H di ogni galassia in un campione di sette galassie da lui esaminate seguiva la legge di Schmidt.[2] In seguito, nel 1998, egli ha esaminato la correlazione tra la densità del gas e lo SFR per quasi 100 galassie arrivando a stimare un valore di .[3]
Altre recenti osservazioni effettuate da Arthur Wolfe e Hsiao-Wen Chen indicano che la relazione con il valore calcolato da Kennicutt non è valida per le galassie formatesi durante i primi due miliardi anni dopo il Big Bang.[4] Grazie a una combinazione di nuove osservazioni e simulazioni effettuate con supercomputer, Andrey Kravtsov e Nick Gnedin sono riusciti a dimostrare che, nelle prime fasi di evoluzione, le galassie erano molto meno efficienti nel convertire il loro gas in stelle, a causa di una bassa presenza di polveri nel gas in esse presenti.[5][6]
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ Maarten Schmidt, The Rate of Star Formation, in The Astrophysical Journal, vol. 129, 1959, p. 243, Bibcode:1959ApJ...129..243S, DOI:10.1086/146614.
- ^ James Binney e Michael Merrifield, Galactic Astronomy, 1st, Princeton University Press, 1998, p. 524, ISBN 0-691-02565-7.
- ^ Robert C., Jr. Kennicutt, The Global Schmidt Law in Star-forming Galaxies, in The Astrophysical Journal, vol. 498, n. 2, 1998, p. 541, Bibcode:1998ApJ...498..541K, DOI:10.1086/305588.
- ^ Arthur M. Wolfe e Hsiao Wen Chen, Searching for Low Surface Brightness Galaxies in the Hubble Ultra Deep Field: Implications for the Star Formation Efficiency in Neutral Gas at z~3, in The Astrophysical Journal, vol. 652, n. 2, 2006, pp. 981-993.
- ^ Andrey Kravtsov e Nick Gnedin, Environmental Dependence of the Kennicutt-Schmidt Relation in Galaxies, in The Astrophysical Journal, vol. 728, n. 2, 2011.
- ^ Steve Koppes, Making stars: Studies show how cosmic dust and gas shape galaxy evolution, su news.uchicago.edu, UChicagoNews, 22 novembre 2010. URL consultato il 18 maggio 2018.
Collegamenti esterni
[modifica | modifica wikitesto]- Le Galassie: relazioni di scala e popolazioni stellari. Lezione 4 (PDF), su arcetri.astro.it, Università degli studi di Firenze. URL consultato il 18 maggio 2018 (archiviato dall'url originale il 19 maggio 2018).
- Galassie "Anomale": Starbust. Lezione 9 (PDF), su arcetri.astro.it, Università degli studi di Firenze. URL consultato il 18 maggio 2018 (archiviato dall'url originale il 19 maggio 2018).
